基于LAMOST DR8光谱搜寻白矮星

白矮星是中小质量恒星演化末期残留的简并内核,是宇宙中绝大多数恒星的演化归宿。白矮星的大样本观测性质不仅可以为恒星演化理论提供检验与约束,还可以被用于研究银河系的形成历史与演化。结合Gaia的高精度测光和周年视差数据,在LAMOST第八次数据发布(DR8)低分辨率光谱数据中搜寻白矮星。通过使用模版匹配的方法,在LAMOST DR8中共找到4692颗白矮星和85颗激变变星,其中2876个目标在之前的工作中已经被证认为白矮星,1854个目标为首次在LAMOST中发现的白矮星。目视确认后对白矮星光谱型进行了详细的分类。经过对比,该白矮星样本的完备性为80%,分类的准确性达到99%,最终得到的LAMOST白矮星很好地反映不同类型的白矮星在Gaia CMD图上的分布。

利用统计热力学对白矮星结构及演化的分析

利用统计热力学的理论对白矮星的结构进行分析,从经典统计的Boltzmann分布推导了白矮星外包层的理想气体物态方程,从量子统计的Fermi分布推导了白矮星内核电子气体在完全简并情况下的物态方程,包含了相对论与非相对论情况.在分析了白矮星结构的基础上,通过恒星内部结构服从流体静力学平衡的条件求解了球对称型白矮星的Chandrasekhar极限.

褐矮星的世界

宇宙中有大量恒星,我们仅凭肉眼是看不见的,因为它们很暗淡。例如,红矮星和褐矮星就属于这样的恒星。这两种恒星的质量都远低于太阳,温度很低,释放的能量很弱,因此很暗淡。但相较而言,褐矮星更暗淡,因为它们的质量更小,以至于无法维持氢的核聚变反应,所以天文学家们常称褐矮星为“失败的恒星”。

轻夸克物质团、奇异子和致密矮星

相对于核物质和奇异夸克物质,仅由两味夸克构成的轻夸克物质(即ud夸克物质)有可能更稳定.而对于由这三类物质构成的典型物质集团,研究发现如果ud夸克物质具有较大的对称能,那么其物质团会在特定大小(重子数A≈1000)时最稳定.在这种情况下,就可能存在由ud夸克物质团和电子构成的致密矮星,即ud夸克矮星.通过进一步研究这类ud夸克矮星的结构可知:相较于传统的由原子核和电子构成的白矮星,ud夸克矮星通常具有较小的半径,而被正常物质覆盖的ud夸克矮星的半径则在它们之间,这与最近观测到的质量和半径都异常小的白矮星相符.

稳定物质转移通道形成的极小质量白矮星

极小质量白矮星双星对于双星演化、公共包层、AM CVn双星、星震学研究都十分重要。考虑到它们的周期比较短,它们还是重要的引力波源,然而它们的形成和演化仍然不清楚。通过利用最新的一种磁滞模型,建立了极小质量白矮星双星的形成和演化模型。研究给出它们形成的初始参数空间,并发现通过稳定物质转移形成的极小质量白矮星的质量范围为(0.11~0.21)M⊙。此外,研究发现部分极小质量白矮星双星能在宇宙年龄内演化成为AM CVn双星,这些极小质量白矮星的质量范围为0.14~0.16 M⊙。研究还发现它们的引力波信号能被LISA、天琴、太极探测器探测到。最后还讨论了不同的物质积累效率对于同一双星系统演化结果的影响,发现它除了明显影响主星最终质量外,对于伴星和双星演化过程并无太大影响。

一种基于SDSS白矮星光谱数据的机器学习分类方法

白矮星是一种低光度、高密度、高温较度的恒星,主要由碳构成,外部覆盖一层氢气与氦气。颜色一般呈现为白色、拥有较小的体积。白矮星是低质量和中等质量(小于10个太阳质量)恒星演化的产物,存在于所有年龄阶段的星族当中,根据资料分析与观测研究得出中低质量的恒星度过主序星阶段,在结束氢聚变过后,便会在核心发生氦聚变,进而演化到红巨星,经过星风、氦闪等演化过程造成质量的大量损失最后变为白矮星。因为其表面大气成分等因素的不同,将其划分为分DA和DB等不同光谱类型,但可能随着大气层中元素含量的改变而发生变化。

褐矮星的观测特征和搜寻

褐矮星是亚恒星天体,内核没有稳定的氢燃烧,其质量一般在13至75倍木星质量之间。本质上,褐矮星的内核物理演化过程不同于行星和恒星,观测上我们根据褐矮星不同于行星和恒星的测光和光谱特征来区别证认它们。由于质量小、温度低,在光学波段,它们测光特征表现为光度暗,颜色红;在近红外波段,受大气尘埃、金属丰度等影响,它们有不同寻常的星等、颜色。根据褐矮星的光谱形态与特征谱线,它们可以被分为M、L、T和Y矮星。现在己发现的全部T与Y矮星都是褐矮星,但不是所有的M与L矮星都是褐矮星。介绍了L、T和Y矮星的特征吸收线和光谱分类方法,回顾了早期在星团和双星系统中褐矮星的搜寻,以及现阶段用大视场、长波段深度巡天数据在近邻场区中褐矮星的搜寻。对目前已发现的晚型M和L、T、Y矮星的总数目、温度范围、距离及测量其年龄的方法等做了小结。最后讨论了如何判断L矮星是否为褐矮星,重力、金属丰度和大气尘埃对近红外波段光谱形状的影响,光谱型-J波段绝对星等图上L、T交接处"大鼓包"的形成原因等热点问题。

亚矮星研究的新进展

本文从近几年最新的观测数据出发,用统计学方法对亚矮星每一子类各个观测参量进行了系统的分析研究,包括热亚矮星双星系统轨道周期、伴星质量分布以及有效温度和光度图;同时,从理论上对每一类亚矮星的形成通道进行详细的分析总结;最后,将这些大量观测数据与理论模拟结果进行比较.结果表明,热亚矮星单星模型和双星模型都可以解释热亚矮星的形成,A型亚矮星是由贫金属主序星和极低质量白矮星这两类恒星组成的.

太阳附近G矮星金属含量分布和化学演化

利用新的太阳附近２５ｐｃ内的Ｇ矮星金属含量分布函数，本文在假定星际介质丰度非均匀情况下，讨论了四种化学演化模型的合理性．结果表明，简单模型和坍缩模型与实际情况相差较大，而ＰＩＥ模型和ＰＰＹ模型不仅对金属含量分布函数拟合较好，而且传统的Ｇ矮星问题也可以得到解释．这表明太阳附近可能受银晕影响较小．

M矮星光谱型分类研究

M矮星的研究对于探索银河系的结构、演化以及搜寻地外生命有重要意义。获得M矮星的光谱型是一项重要的基础工作。本研究采用SLOAN DR7的M矮星样本,参考随机森林的特征重要性度量,提取M矮星可见光波段600～900nm之间的特征。提取的特征与现有的光谱分类程序Hammer中采用的特征进行对比增加了三个新的特征,并重新计算了模板的特征指数。对该方法测试结果表明,增加了新指数的程序光谱型分类结果准确度有很大提高,该方法已用于对LAMOST的M矮星光谱进行光谱型分类。

一个实际存在的负能谱系统——白矮星

详细地剖析了初期演化过程中的白矮星的基本特性.在此基础上进一步论述了白矮星是一个实际存在的负能谱系统.

巡天项目中的白矮星搜寻

首先,描述了白矮星的颜色特点和光谱型分类。白矮星是大多数恒星的终极状态,它会随着时间的推移而逐渐冷却。根据表面大气成分,它被划分成DA和DB等不同的光谱型。对某一颗白矮星来说,其光谱型分类可能会随着时间的推移而发生变化,这主要是由于其大气包层中的元素含量被对流过程改变引起的。为了对各类光谱型有更深入的研究,样本的完备性不可或缺。得益于近十几年来大型巡天项目的开展(如斯隆数字巡天、郭守敬望远镜的光谱巡天等),目前通过光谱证认的白矮星已超过4×10~4颗,其中绝大多数是H主导的DA型白矮星,另外还包含2 000多颗He主导的DB白矮星。此外,GALEX项目和GAIA卫星分别提供了有价值的白矮星紫外数据、空间位置和速度等信息。这些数据和信息对于白矮星的研究工作起到了非常大的促进作用。随后,对白矮星的大气参数、质量和运动学等内容作了简单的总结。人们利用模板匹配测量了绝大多数已知白矮星的大气参数,并获得了DB型白矮星的有效温度与紫外颜色间的线性关系。基于斯隆数字巡天的光谱数据,白矮星的质量分布和质量-半径关系也得到了较深入的研究。小质量白矮星具有较大的速度弥散,而大质量的则相反。最后,讨论了白矮星的形成和演化机制,这些机制都是基于现有的理论模型得到的。随着巡天项目中白矮星样本的增加,现有的模型会逐渐被修正和完善,新的模型也将随之建立。

重复快速射电暴的白矮星和中子星双星模型

快速射电暴(Fast Radio Bursts,FRBs)是来自河外的短暂而明亮的射电能量脉冲,有重复快速射电暴和非重复快速射电暴两种类型。重复快速射电暴的重复爆发行为可能源于一个具有强偶极磁场的中子星和磁化的白矮星组成的致密双星系统。当白矮星充满它的洛希瓣时,物质将通过内拉格朗日点转移到中子星表面。一次爆发之后,白矮星可能被踢开,在演化过程中再次吸积,实现重复爆发现象。根据重复射电暴FRB 121102和FRB 180916重复爆发的观测数据,研究了白矮星-中子星的双星模型中两次爆发的时间间隔和两次爆发中前次爆发的流量之间的关系,通过理论值和观测值的比较,肯定了这样一个间歇的洛希瓣外流机制可能解释重复快速射电暴的重复爆发行为。

爱丁顿、钱德拉塞卡关于白矮星的争论及其启示

对爱丁顿、钱德拉塞卡关于白矮星的争论作了介绍,讨论了这场争论和钱德拉塞卡的科研风格带给我们的启示.

白矮星的结构特点

用Fowler提出的理论推导了白矮星的质量-半径关系和极限质量,并讨论了白矮星 的内部压强和密度分布。

白矮星大小的估算和测光视差的测定

本文用Johnson测光系统的(B-V)色指数,估算了175颗白矮星的大小,测定了它们的测光视差.文章详述了测定方法并刊载了结果(见表2和表3).得到视表面亮度与(B-V)的关系式为:F_V=4.06(±0.01)-0.728(±0.020)(B—V)+0.213(±0.023)(B—V)~2得到绝对目视星等M_V与(B-V)的关系式为: 对DA星 M_V=11.13(±0.06)+7.668(±0.820)(B-V)-3.492(±2.794)(B-V)~2. 对非DA星 M_V=12.14(±0.05)+5.107(±0.244)(B-V)-2.210(±0.594)(B—V)~2.(-0.2≤(B-V)≤1.2). 通过比较(看表4,5和图6,7)表明,用(B-V)色指数测定的结果是合理的.当前,白矮星的(B-V)资料较为丰富且又易得,因而本文有实用意义.

热白矮星的质量-半径关系

研究了有限温度条件下分别由Fe核和C核构成的热白矮星。结果表明随着温度升高,对应同一质量的白矮星的半径增加。温度对白矮星质量-半径关系的影响强度随着星体质量的增加而减弱。相比于Fe-白矮星,C-白矮星的质量-半径关系对温度的依赖程度较大。存在一个临界质量,当白矮星的质量小于这个临界值时,温度的影响将不能忽略。C-白矮星的临界质量为0.47_(sun),Fe-白矮星的临界质量为0.44M_(sun)。

白矮星的质量上限

本文讨论了恒星内部电子兼并压强的公式,然后在此基础上进一步研究白矮星,给出了白矮星质量上限的一个简化推导。